Punanihe (0)

Punanihe
Punanihe on spektrijoonte nihe pikemate lainepikkuste suunas kas Doppleri efekti või Einsteini efekti (gravitatsiooniline punanihe) tõttu.
Fotomeetriline punanihe on punanihe, mille leidmiseks võrreldakse logaritmilises lainepikkuste skaalas kahe  galaktika  spektrite keskmisi energiajaotusi ning hinnatakse nende jaotuste omavahelist nihet.
Gravitatsiooniline punanihe on efekt, mis seisneb selles, et gravitatsioonivälja  olemasolul  kiirgavad samad protsessid madalama sageduse ja suurema lainepikkusega (punasemat)kiirgust kui gravitatsioonivälja puudumisel.
Gravitatsioonilise punanihke suurusjärk on valgete kääbuste puhul umbes 10-4. Seda efekti on mõõdetud ka Maa gravitatsiooniväljas, kus punanihke suuruseks on 10-9.
Et gravitatsiooniline punanihe on võrdeline keha massiga ja pöördvõrdeline tema  raadiusega , on efekt tunduvalt suurem  mustade aukude läheduses.
Gravitatsioonilist punanihet põhjustab tugev gravitatsiooniväli. Eemalseisva vaatleja jaoks tugevas gravitatsiooniväljas aeg aeglustub, aeglustuvad kõik protsessid, kaasaarvatud valgustkiirgavate aatomite võnkumine, mistõttu kiirgunud footonid punanevad. Näiteks musta augu läheduses mõjuvate ülitugevate gravitatsioonijõudude tõttu on sinna sattunud osakestelt kiirgunud valgus tugevalt punanenud.
Puna- ja sininihet saab märgata liikudes relativistliku raketiga. Juba võrdlemisi väikeste kiiruste juures on näha, kuidas need tähed, mis jäävad lennusuunda, hakkavad muutuma järjest sinakamateks ja violetsemateks, seevastu need tähed, mis jäävad vastaspoole sõidusuunda, muutuvad punakamateks.
Punanihke skeem
Punanihke funktsioon.
Milleks on vaja mõõta punanihet?

• Kõik meetodid ei sobi ülikaugete objektide vaatlemiseks.
  
• Peale punanihke meetodi sobiks ka gravitatsiooniläätsede kaudu kauguse välja arvutamine, kuid läätsi esineb vähe.
  
• Punanihke kaudu saab teada ülikaugete ja kaugete objektide kiirusi ja kaugusi.
  
• Mida suurem punanihe, seda kaugemal on objekt.
  

• 
  Kuidas punanihe tekib?
  Kõik kosmoses liigub suure kiirusega, Doppleri efekti tõttu need kiirgus/ neeldumisjooned ei ole enam oma endises kohas, vaid on nihkunud spektri pikalainelisema osa poole.
  Kuidas mõõdetakse?
  Galaktikate kaugusi määratakse punanihke järgi Hubble’i seadusega.
  

Spektri pildistamine. Võrdlemine meie Galaktika spektritega või laboratooriumis mõõdetud spektritega. Otsene nihke mõõtmine spektrilt. Arvutamine.
2. Eemaldumiskiiruse välja arvutamine


c – valguse kiirus [ca 300 000 km/s]
Δλ – lainepikkuse muut
λ – nihketa lainepikkus
z – punanihe
H0 – Hubble’i konstant
d – kaugus [Mpc]
3. Kauguse arvutamine.
Suur osa punanihkeid on mõõdetud optilistelt spektritelt. Tavaliselt tehakse seda 1-5 meetrise keskmise teleskoobiga ning keskmise lahutusvõimelise spektrograafiga.
Spektreid, millelt punanihkeid mõõdetakse on kahte tüüpi:
1. Kiirgusspekter – tüüpiliste A tähe karakteristikutega. Ka on näha H II ala kiirgusjooni, tüüpiline spiraalgalaktikale, kus on käimas tähetekke protsessid (vt ülemine joonis).
2.Neeldumisspekter – tüüpiliste G ja K tähtede karakteristikutega. Enamjaolt omane elliptilistele galaktikatele, kus ei toimu enam tähetekke protsesse (vt alumine joonis).

Milleks mõõdetakse
Inimlik uudishimu

Et võimalikult täpselt määrata Hubble’i konstanti H0.

Et võimalikult täpselt määrata objektide kaugus.

Et Hubble’i konstanti kaudu arvutada Universumi vanus.

Praeguseks sobivad Hubble’i parameetriks väärtused vahemikus 50- 100km /s*Mpc (vt joonist). Kõige optimaalsem H0-i väärtus annab Universumi vanuseks 15*10^9 aastat, ebatäpsus aga lubaks olla Universumi vanust vahemikus 10-19*10^9 aastat.

Et teada saada, milline oli Universum oma varasemates etappides.